Galileo Galilei entdeckte in der Nähe des Jupiters vier Himmelskörper, die sich periodisch verdunkelten. Galilei schloss daraus, dass diese Objekte den Jupiter umlaufen und es sich daher um Monde dieses Planeten handeln müsse. Diese Vorstellung übertrug er auf das System Erde-Sonne und kam zu dem Schluss, dass auch die Erde um die Sonne kreist. Ein gutes Argument für das heliozentrische Weltbild, bei dem die Erde um die Sonne kreist.

Die Kirche leistete lange Widerstand gegen das heliozentrische Weltbild, musste aber dann vor der Macht der Beweise kapitulieren. Auch Johannes Kepler leistete hier einen wichtigen Beitrag - ohne Fernrohr: Durch Beobachtung der Himmelskörper mit freiem Auge gelang es ihm 1609, Gesetzmäßigkeiten für ihre Bewegung abzuleiten: die Keplerschen Gesetze.

Das uns im Allgemeinen weiß erscheinende Sternenlicht besteht wie das Sonnenlicht aus den verschiedenen "Regenbogenfarben" (Spektralfarben). Das uns erreichende Licht der Sterne stellt also eine Überlagerung aller Spektralfarben dar. Je nach der Temperatur der Sternenoberfläche kann dabei der eine oder andere Farbanteil leicht überwiegen: So erscheinen uns Sterne mit relativ niedriger Oberflächentemperatur leicht gerötet, während umgekehrt bei heißen Sternen der Blauanteil leicht überwiegt. Die einzelnen im Sternenlicht enthaltenen farbigen Bestandteile werden im Objektiv des Fernrohrs unterschiedlich stark gebrochen: Am stärksten gebrochen wird der energiereichste, blaue Farbanteil, am schwächsten der energieärmste, rote Farbanteil. Diese farbabhängige Brechung (Dispersion) wirkt sich negativ auf die Bildschärfe aus.

Streuung bei einer Sammellinse: Es gibt keinen gemeinsamen Strahlenschnittpunkt.

Dispersion ist die unterschiedlich starke Brechung der einzelnen, im Sternenlicht enthaltenen Farbanteile. Anstelle einer punktförmigen Abbildung entsteht ein farbig eingesäumter Leuchtfleck als Sternenbild. Der Grund: Dort, wo zum Beispiel der blaue Farbanteil zusammenläuft, erzeugen die übrigen Farbanteile, insbesondere der rote, einen streuenden Leuchtfleck. Erst weiter entfernt von der Objektivlinse laufen sie zu einem Punkt zusammen. Dort aber divergiert das blaue Lichtbündel bereits wieder. Somit entsteht an keiner Stelle innerhalb des Fernrohres ein scharfes Bild des Sterns. Außerdem treten störende Farberscheinungen auf.

In der oberen Abbildung besteht das Objektiv nur aus einer Sammellinse. In der Linse wird der blaue Farbanteil stärker gebrochen als der rote. Das heißt: Die vom Stern ausgehenden "blauen" Strahlen schneiden sich auf der optischen Achse vor dem Punkt, in dem sich die Strahlen des roten Farbanteils schneiden. Es gibt somit keinen Brennpunkt für alle Farbanteile. Dieser als "chromatische Aberration" bezeichnete Linsenfehler führt dazu, dass ein Himmelskörper nicht völlig scharf abgebildet werden kann.

Fernrohre für astronomische Beobachtungen sind aus zwei Gründen vorteilhaft:

1. Da ein Fernrohrobjektiv einen erheblich größeren Durchmesser hat als die Pupille des Auges, kann weitaus mehr Licht in das Fernrohr eintreten als bei einer Beobachtung mit freiem Auge. Dadurch werden viele Sterne im Fernrohr sichtbar, die mit freiem Auge verborgen bleiben. Wegen der großen Entfernung ist die Intensität des von ihnen abgestrahlten Lichtes am Beobachtungsort auf der Erde so klein, dass die einfallende Lichtmenge oft nicht ausreicht, um die Rezeptoren auf der Netzhaut anzuregen. Ein Fernrohrobjektiv dagegen kann weitaus mehr Licht "einsammeln" und auf die Netzhaut leiten, so dass auch ein wegen der großen Entfernung lichtschwacher Stern für uns durch das Fernrohr sichtbar wird.

2. Eine wesentliche Rolle bei astronomischen Beobachtungen stellt das Auflösungsvermögen eines Fernrohres dar. Darunter versteht man dessen Fähigkeit, nahe beieinander liegende Sterne, die mit freiem Auge oder einem weniger leistungsfähigen Fernrohr nur als ein einziger Leuchtpunkt erscheinen, getrennt abbilden zu können. Das Auflösungsvermögen bei einem Linsenfernrohr hängt in erster Linie vom Objektivdurchmesser ab. Da Glas ein amorpher Festkörper ist, verhält es sich wie eine extrem zähe Flüssigkeit, das heißt Glaslinsen mit einem zu großen Durchmesser verlieren mit der Zeit ihre Form und damit ihre Abbildungseigenschaften, da das Glas unter seinem eigenen Gewicht langsam "durchsackt".

Ein größeres Auflösungsvermögen erreicht man mit Hohlspiegeln, polierten Metallkörpern mit parabelförmigem Querschnitt, da man diese mit wesentlich größerer Öffnung herstellen und damit das Auflösungsvermögen erheblich steigern kann. Die Vergrößerung, die mit einem Fernrohr möglich ist, spielt dagegen für astronomische Beobachtungen – außer für die Beobachtung der Planeten und des Mondes – eher eine untergeordnete Rolle, da Sterne – das sind leuchtende Gaskugeln – im Fernrohr ohnehin nur als strukturlose Leuchtscheibchen erscheinen. Anders verhält es sich bei Fernrohren für terrestrische Beobachtungen, hier spielt die Vergrößerung sehr wohl eine Rolle.

Kombination von Sammel- und Zerstreuungslinse: Die Strahlen schneiden in einem Punkt. Das Bild ist scharf.

Fraunhofer verwendete eine Kombination aus einer Sammel- und Zerstreuungslinse: So konnte er diesen Abbildungsfehler bei geeigneter Wahl der Glassorten und ihrer Brechkraft beheben. Alle farbigen Lichtanteile schneiden sich im selben Punkt auf der optischen Achse des Fernrohres. Sowohl in der Sammel- als auch in der Zerstreuungslinse wird der blaue Farbanteil stärker gebrochen als der rote. Allerdings erfolgt die Brechung in den beiden Linsen in entgegengesetzter Richtung: in der Sammellinse zur optischen Achse hin, in der Zerstreuungslinse von der optischen Achse weg. Darum heben sich die unterschiedlich starken Brechungen der verschiedenen Farbanteile auf.
Insgesamt wirkt also die in Fernrohrobjektiven verwendete Linsenkombination wie eine Sammellinse mit größerer Brennweite.